Экстремальная гелиевая звезда — сверхгигант малой массы (меньше массы Солнца ) , практически лишённый водорода , самого распространённого химического элемента во Вселенной . Поскольку неизвестны условия, при которых звёзды, лишённые водорода, могли бы образоваться из молекулярных облаков , предполагается, что такие звёзды являются продуктом слияния белых карликов с гелиевым и углеродно-кислородным ядрами.

Свойства

Экстремальные гелиевые звёзды образуют подгруппу в более широкой категории звёзд с дефицитом водорода . Последняя включает холодные углеродные звёзды , как переменная типа R Северной Короны , богатые гелием звёзды спектрального класса O или B, звёзды Вольфа — Райе I популяции, звёзды типа AM Гончих Псов , белые карлики спектрального типа WC и звёзды переходного типа, такие как PG 1159 .

Первая известная экстремальная гелиевая звезда, , была открыта в 1942 году Дэниелом М. Поппером в обсерватории Мак-Доналд США. В спектре этой звезды не было линий водорода, но наблюдались сильные линии гелия , а также присутствие углерода и кислорода . Вторая звезда, PV Телескопа , была открыта в 1952 году, а к 1996 году было найдено в общей сложности 25 кандидатов (к 2006 году этот список сократился до 21). Общей характеристикой этих звёзд является то, что отношение обилия углерода к гелию всегда находится в диапазоне от 0,3 до 1 %.

Известные экстремальные гелиевые звёзды — это сверхгиганты, практически не имеющие в своём составе водорода. Температура поверхности этих звёзд колеблется в пределах 9000—35 000 К (8700—34 700 °C). Они состоят в основном из гелия, а второй по распространённости элемент, углерод, составляет примерно один атом на 100 атомов гелия. Химический состав этих звёзд предполагает, что на каком-то этапе своей эволюции в них проходило горение как водорода, так и гелия.

Теоретические модели

Существует два сценария для объяснения состава экстремальных гелиевых звёзд :

• Модель двойного вырождения объясняет формирование звёзд в бинарной системе, состоящей из гелиевого белого карлика и более массивного углеродно-кислородного белого карлика. Обе звезды перестали вырабатывать энергию за счёт ядерного синтеза и превратились в компактные объекты. Выброс гравитационного излучения привёл к тому, что их орбиты стали уменьшаться, пока объекты не слились. Если объединённая масса не превысит предел Чандрасекара , гелий присоединится к C-O карлику и воспламенится, образовав сверхгигант. Позже он превратится в экстремальную гелиевую звезду, а затем остынет и станет белым карликом .
• Модель конечной вспышки предполагает, что экстремальная гелиевая звезда может образоваться на поздней стадии эволюции звезды после выхода из асимптотической ветви гигантов . Когда звезда остывает до образования белого карлика, гелий воспламеняется в оболочке вокруг ядра, вызывая быстрое расширение внешних слоёв. Если водород в этой оболочке расходуется, звезда испытывает дефицит водорода и сжимается, образуя экстремальную гелиевую звезду .

Изучение обилия элементов у семи экстремальных гелиевых звёзд согласуется с данными, предсказанными моделью двойного вырождения .

Примечания